Studio morfologico e fotometrico di HCG 51

1. Studio morfologico e fotometrico di HCG 51 Bischetti Luca(2), Bressan Tommaso(4), Capuzzo Martina(3), De Biasi Maddalena(4), Lucchini Giacomo(4), Moretti Luca(4) , Slemer Alessandra(1) (1) Liceo Scientifico “G. Fracastoro”, Verona (2) Liceo Scientifico “P. Levi”, S. Floriano Vr (3) Liceo Scientifico “E. Medi”, Villafranca Vr (4) Liceo Scientifico “ A. Messedaglia”, Verona

2. Gruppi di Galassie • M • Dimensioni tra i 100 Kpc e 1 Mpc • Generalmente c’è un alone di gas caldo, °K , che emette tramite meccanismo di bremsstrahlung. Tale presenza dimostra che le galassie sono tra loro gravitazionalmente legate. • Se facciamo riferimento a 4 ~ 10 oggetti si deve parlare di Gruppo compatto di galassie.

3. HCG 51

4. Nome HCG 51 Categoria di oggetto Gruppo di galassie compatto Coordinate (2000) A.R.:11h 22m 21.0s Dec.: +24° 19’ 41” Redshift Velocità radiale Distanza 0.0258 7735 km/s 103 Mpc Dimensione angolare ≈ 5’

5. Studio Morfologico • Approssimzione delle isofote reali con ellissi teoriche. • Ogni ellisse è definita dal suo centro, dal semiasse maggiore (a), dal semiasse minore (b) e dall’angolo di posizione. I semiassi definiscono l’ellitticità come ;

6. Studio in banda g ( da 4000 a 6000 Å) e in banda r (da 6000 a 8000 Å ) Evidenza della presenza di barra in galassia C

7. Costruzione del profilo di brillanza • Approssimazione del profilo tramite curve empiriche per determinare i parametri e che ci permettono di determinare la magnitudine di bulge e la magnitudine di disco. • Avevamo a disposizione due modelli per il bulge ed un modello per il disco: • bulge • disco

8. Appr. De Vauc. Appr. espon.

9. Sintesi di popolazione La sintesi di popolazione consiste nel combinare linearmente una serie di spettri di diverse stelle di riferimento, in maniera da riprodurre lo spettro osservato di una galassia. F F

10. I quattro spettri stellari utilizzati per la sintesi venivano da stelle di classe O 9.5, A 7, K 0, M 1 sono stati presi da Jacoby et al. (1984).

11. Risultati morfologia

12. Magnitudini di bulge De Vauc. Exp. Magnitudine di disco

13. T = -5 → E T = -3 → E /S0 T = -2 → S0 T = 0 → S0/Sa T = +1 → Sa T = +2 → Sab T = +3 → Sb T = +4 → Sbc T = +5 → Sc

15. Risultati sintesi di popolazione Galassia A

16. Galassia C Galassia B

17. Galassia E Galassia D

18. Conclusioni La galassia A mostra una percentuale di popolazione giovane maggiore delle altre. Probabilmente questa presenza di stelle giovani potrebbe essere il segnale di una ulteriore generazione di stelle causata dall’interazione gravitazione tra la galassia stessa e la galassia F. Pur essendo una galassia ellittica, la galassia D presenta praticamente la stessa percentuale di stelle giovani delle galassie a spirale. La percentuale di stelle giovani dovrebbe essere meno significativa. Una possibile soluzione è legata al fatto che stiamo parlando di un gruppo di galassie ed i loro moti relativi, generati dal legame gravitazionale che caratterizza ogni gruppo, potrebbero portare alla generazione “anomala” di nuove stelle. Un’altra, e più intrigante, possibilità consiste nel fatto che si pensa che la fusione di due galassie a spirale possa portare ad una galassia ellittica o S0. Sarà il caso della nostra galassia D?

19. Bibliografia 1.      Mark H. James & al., 2004, An Introduction to galaxies and cosmology, Cambridge University Press; 2.Relazione sullo stage ad Asiago 8-11/02/2006 POLO di VERONA“Sintesi di popolazione stellare nelle galassie Ngc 3193 e Ngc 5676”; 3.      L. Rosino, 1979, Lezioni di astronomia, edizioni Cedam – Padova 4.      www.sdss.org; 5.      Jacoby et al. « A library of stellar spectra » ApJS 56 pp 257-281 1984; 6.      Simien e de Vaucouleurs “ Systematics of bulge-to-Disk ratios” ApJ 302 pp 574-578 1986;